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Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova Asterosismologia 3. Stelle e pulsazioni: Variabili intrinseche e Sole.

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Presentazione sul tema: "Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova Asterosismologia 3. Stelle e pulsazioni: Variabili intrinseche e Sole."— Transcript della presentazione:

1 Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova Asterosismologia 3. Stelle e pulsazioni: Variabili intrinseche e Sole

2 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Stelle Pulsanti nel diagramma HR p-mode solar-like g-mode

3 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Striscia di instabilità M-S Interseca la M-S allaltezza dei tipi spettrali A- F (1-2 M sun ) Scuti Ro Ap Cefeidi Clasiche Pulsatori RR Lyrae

4 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Caratteristiche pulsatori I-S Tipo PP tipicoPop.SpMVMV RR Lyrae hr0.5dIIA2-F20.0->+1.0 Clas. Cep.1-50d5-10dIF6-K > -6 W Virginis2-45d12-20dIIF2-G60.0 ->-3 Scuti1-3hr2 hrIA2-F5+2 ->+3

5 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole It is worthy of notice that … the brighter variables have the longer periods. (Leavitt 1908) Variabili Cefeidi Henrietta Leavitt ( ) Nel 1908 scopre la relazione Periodo Luminosità per le cefeidi nella LMC

6 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole magnitude Period in days brighter Henrietta Leavitts PL discovery 1912

7 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Più brillante magnitude Periodo in d Un diagramma P-L moderno

8 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Variabili Scuti Stelle allintersezione tra I-S e M-S. Masse comprese tra M sun Core convettivi Modi Acustici Periodi ~ 2hr (140 Hz)

9 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Variabili ro Ap Le stelle Rapidly rotating Ap sono stelle di MS che risiedono nel limite blu della I S. Sono stelle di tipo spettrale A peculiari e sono caratterizzate dal bruciamento dellidrogeno nel core. I periodi di pulsazione variano tra i 5.65 e 21 minuti. Sono rotatori Obliqui Idrogeno Neodimio

10 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Pulsatori Massivi Supergiganti Blu Cephei Slow Pulsating B stars

11 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Super giganti Blu Modelli instabilità modi p Modelli instabilità modi g Pulsazioni stellari per Supergiganti Blu trovate pulsare con modalità simili a quelle delle SPB Stelle B supergiganti pulsano con periodi Fotometrici compresi tra 1 e 25 d

12 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Variabili Cephei Le stelle Cep sono presenti nella parte superiore della sequenza principale, nel luogo corrispondente ai tipi spettrali B0 – B2. Le loro masse variano da 8 a 18 Msun. Queste stelle pulsano principalmente nei modi p, ma anche nei modi g. Periodi variano tra le 2 e le 8 ore. Oggetti tipici: 12 Lac (B2III), HD (B3V), Eri (B2III), CMa (B2III), Ceti (B2 IV), Oph, V2052 Oph.

13 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole SPB (Slowly Pulsating B) stars Le slowly pulsating B stars, sono stelle pulsanti in modo lento con un comportamento multiperiodico. Tutte le SPB stars confermate sono dei rotatori lenti. I periodi variano tra 0.8 e 3 d Curva di luce della SPB HD Linea continua è il fit con una curva costruita con le 21 frequenze più significative

14 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Variabili AGB e post AGB Mira Variabili semiregolari

15 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Pulsazioni sul ramo delle giganti 50

16 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Sub dwarf B stars Sub dwarf B Stars Pulsatori nei modi p e g. Periodi tipici delle pulsazioni: s Ampiezze piccole, alcuni %

17 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole White Dwarfs PG1159 PNNV White dwarfs

18 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole PG1159 e PNNV Due sottogruppi: 1.Stelle centrali delle nebulose planetarie 2.Stelle derivanti dalle sD Tempo di raffreddamento tipico:~10 9 anni Range di Temperatura: 75000< T< K Periodi pulsazionali caratteristici: 500 s

19 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole White Dwarf White dwarf DB White dwarf DA Range di temperatura compreso tra e K. Prototipo: GD358, trovati 180 modi. Range di temperatura compreso tra e K. Si conoscono 26 oggetti di questo tipo. Numero modi limitato. Periodi pulsazionali variano a 215 s ai 1186 s

20 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Sole e stelle di tipo solare

21 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Il Sole

22 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Dove è partito tutto… Grec et al., 1980, Nature 288, 541

23 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Eliosismologia Studio delle oscillazioni nel Sole in un modo simile alla sismologia terrestre Studio delle oscillazioni solari osservate alla sua superficie Per sondare la sua struttura e dinamica La tecnica è molto simile a provare a determinare la forma di uno strumento dal suono che produce

24 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Perché leliosismologia ? I dipendono dalla struttura della stella: r(r), p(r), 1 (r), c(r) Ma solo 2 funzioni indipendenti: r(r) and c(r) possono essere misurate con accuratezza (10 -5 ) Fisica Fondamentale: Equazione di stato (EOS), opacità, neutrini, relatività generale, dinamica dei fluidi

25 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Perché leliosismologia? II Fisica Stellare: - evoluzione stellare, rotazione differenziale, origine del magnetismo solare, natura delle inomogeneità spaziali e temporali Fisica interazione Sole-terra - Origine delle tempeste magnetiche

26 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Metodi Eliosismici Eliosismologia Globale Struttura e dinamica degli interni solari mediati longitudinalmente e cambiamenti nel tempo Frequenze dei modi p Eliosismologia locale Struttura e dinamica di pezzi di interni solari e cambiamenti nel tempo Tempo caratteristico delle onde sonore.

27 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Successi dellEliosismologia Profondità della zona convettiva (Christensen-Dalsgaard 1985) Opacità Problema dei Neutrini Diffusione delHe e degli elementi pesanti (Basu et al. 1996) Abbondanza di Elio Effetti relativistici nel core (Elliot & Kosovichev 1998) Dinamica interna

28 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Oscillazioni osservate dei modi P Solari Frequenze misurate da MDI su SOHO Barra derrore: 1000 σ n=1 (Rodhes et al., 1997)

29 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Modi di Pulsazione I

30 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Modi di Pulsazione II Modi p Modi g Modi f Onde acustiche stazionarie, generalmente caratterizzate da un alto valore dellordine Onde stazionarie di gravità, le cui frequenze sono sensibili alle condizioni degli stratti profondi del Sole Sono essenzialmente onde di gravità superficiale

31 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Valori Caratteristici pulsazione solare V R =25 cm/s 1/ =5 m L/L=4 ppm L/L=4 ppm

32 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Velocità del suono del Sole Modello Sole

33 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole EQUAZIONE DI STATO Primo Esponente adiabatico 1 5/3 nellinterno eccetto nelle zone di ionizzazione dell H e He MHD (Mihalas, Däppen & Hummer 1990)- chemical picture Pressure ionization (Partition equation) NonRelativistic Electron degeneracy Excited states Coulomb correction in the Debye-Hückel approximation OPAL (Rogers, Swenson & Iglesias 1996) - physical picture Pressure ionization Relativistic Electron degeneracy(OPAL2001) Excited states Partition equation and degree of ionization Coulomb correction (many-body quantum physics) Electron exchange Quantum diffraction

34 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole EOS nellinterno Inversione dei dati con l 100 Di Mauro & Christensen-Dalsgaard 2001

35 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole EOS in superficie Differenza tra il Sole ed il Modello S Dati MDI l <1000

36 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Abbondanza dell He nella ZC Y non può essere misurato direttamente dalla spettroscopia Y dai modelli che ottengono L=L SUN Y Now: Helioseismic inversions ReferenzaDATI Y MHDY OPAL Basu & Antia (1995) HLH 100

37 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Rotazione interna del sole Base della zona convettiva Tachocline Rotazione interna quasi solida

38 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Howe 2006 Il tasso di rotazione mostra oscillazioni quasi periodiche con un periodo di 1.3 anni alla base della zona convettiva a latitudini medie Oscillazioni delle Tachocline

39 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole MDI l < 100 (Schou et al. 1998)+ IRIS l=1-3 (Lazreck et al. 1996; Gizon et al 1997, Fossat 1998) GONG l=1-3 (Gavryuseva & Gavryuseva 1998) BISON +LOWL l=1-4 (Chaplin et al. 1999) GOLF l=1-2 (Corbard et al. 1998) Di Mauro et al ROTAZIONE NEL CORE

40 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole Modi g nel Sole Modi g nel Sole 10 anni di osservazioni con GOLF I modi g oeesrvati sono consistenti con un modello con un tasso di rotazione 3 o 5 volte più alto di quello dovuto allinterno radiativo GOLF ha permesso di scoprire i modi g!!! Garcia et al. 2007, Science


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